<< Введение Выброс и перемешивание металлов >>

Выброс вещества из галактик
ударными волнами от сверхновых

В настоящее время отсутствует теоретическое понимание процессов, ответственных за обогащение межгалактической среды тяжелыми элементами. Распространенное представление о том, что основную роль играет выброс вещества из галактик ударными волнами от сверхновых, основано на существенных упрощениях и не подтверждается численными расчетами. По-видимому, лишь в карликовых галактиках вспышки сверхновых являются достаточно эффективными с точки зрения выброса массы (обогащенной тяжелыми элементами) в межгалактическую среду. Однако в любом случае выход ударных волн из галактик существенно ослаблен давлением межзвездного газа в самой галактике, а также давлением окружающего межгалактического газа (особенно на больших красных смещениях) [7-11]. Для массивных галактик наиболее существенным фактором, подавляющим эффективность выброса вещества ударными волнами от сверхновых, оказывается некогерентность их вспышек [12]. В самом деле, известно, что сверхновые типа II взрываются в OB-ассоциациях коллективно (т. е. в высокой степени синхронизованно). Очевидно, что лишь те из таких коллективных вспышек, суммарная мощность (механическая светимость) которых превышает некоторое критическое значение, способны привести к прорыву слоя межзвездного газа и выбросу вещества в межгалактическую среду [13-15]. Предполагая для галактик функцию светимости OB-ассоциаций степенного вида

где для нашей Галактики составляет [16],  - число OB ассоциаций, содержащих OB звезд, мы можем найти для механической светимости галактики в целом оценку [12]

где  - минимальное число сверхновых в ассоциации;  - его максимально возможное (для галактики данной массы) число; здесь принято, что механическая светимость ассоциации равна
, где erg - энергия взрыва одной сверхновой;  - время жизни звезды-предшественницы сверхновой с минимальной массой (). Таким образом, условие, что механическая светимость галактики превышает некоторое критическое значение , необходимое для того, чтобы выброс вещества был возможен, записывается в виде

где  - число сверхновых в ассоциации с мощностью, большей критического значения . Отсюда можно найти долю механической энергии, которая идет на выброс вещества из галактики:

Очевидно, что и являются случайными числами, зависящими от массы галактики. Для того чтобы определить зависимость этих величин от массы галактики, в [12] было произведено моделирование методом Монте Карло и получено следующее аппроксимационное выражение для :

где  - полное число сверхновых, вспыхнувшее в галактике за время жизни OB-ассоциации . Легко показать (см. [12]), что связано со скоростью звездообразования соотношением yr. Из выражения (5) видно, что для маломассивных галактик вспышки одной сверхновой может оказаться достаточно, чтобы привести к выбросу вещества. Для галактик большой массы уменьшается из-за того, что отдельной сверхновой оказывается недостаточно для выброса, а OB-ассоциации эволюционируют некогерентно; при определенном значении обращается в ноль.

Влияние давления межгалактического газа на динамику газа, выброшенного за пределы галактики, может быть описано простым сравнением динамического давления выброса с давлением межгалактического газа, что приводит к выражению для максимального радиуса ударной волны [12]

где  - скорость потери массы галактикой;  - скорость потока вещества, связанного с выбросом;  - давление окружающего межгалактического газа. Если учесть, что скорость потери массы галактикой составляет около 10% ее скорости звездообразования [17], то мы придем к зависимости максимального радиуса области, занимаемой веществом, выброшенным из галактики, показанной на рис. 1. Здесь мы приняли для скорости звездообразования , где  - частота вспышек сверхновых в расчете на единицу массы, для начальной функции масс Солпитера ; для давления межгалактического газа мы принимали , где ,  K - плотность и температура межгалактического газа, численное значение для температуры следует из модели его фотонагрева после образования первых звезд во Вселенной.

Как видно из рис. 1, с увеличением красного смещения и связанным с этим увеличением плотности межгалактического газа размер области, которую может занимать выброшенный из галактик (следовательно, обогащенный металлами) газ, резко уменьшается. Легко понять, таким образом, что произведенные в галактиках металлы будут локализованы в достаточно малой окрестности материнских галактик, фактор заполнения таких областей (рис. 2) и вероятность обнаружения линий поглощения металлов будут достаточно малы.

Отсюда следует необходимость существования достаточно эффективных механизмов перемешивания газа, способных за космологическое время охватывать области, сравнимые с космическими пустотами.

В работе [18] было показано, что приливные взаимодействия галактик могут приводить к заметному увеличению объема области, содержащей обогащенное металлами вещество. Дальнейшее развитие этой идеи в работе [12] включает в качестве основного элемента множественные приливные взаимодействия. Можно показать, что в рамках стандартной космологической модели с холодной темной материей (CDM) средняя плотность галактик достаточно высока, чтобы характерное время между приливными взаимодействиями галактик с минимальным сближением менее 10 kpc оказлось заметно меньше хаббловского времени [12]. Это означает, что каждая галактика может испытывать по крайней мере одно такое взаимодействие. Результатом этого являться дисперсия первоначальной квазисферической области, занятой обогащенным газом, качественно напоминающая диффузию.

Расчет такого квазидиффузионного процесса, проведенный в [12], показывает, что объемный фактор заполнения диффузионных областей увеличивается со временем значительно быстрее, чем фактор заполнения сфер, связанных с простыми выбросами газа ударными волнами (рис. 2), и при достигает перколяционного предела , когда диффузионные области вокруг разных галактик начинают перекрываться. Это не означает, однако, что распределение металлов становится однородным, поскольку различные диффузионные области, относящиеся к разным галактикам, отличаются друг от друга металличностью. Таким образом, существенным результатом [12] является предсказание крайне неоднородного пространственного распределения металлов в межгалактической среде; например, при металличность (в единицах солнечной) варьируется от до при среднем значении . На более ранних стадиях, , металличность варьируется в еще больших пределах - от до . При этом значительная доля объема межгалактической среды имеет все еще первичный химический состав. Таким образом, предсказываемое минимальное значение металличности при оказывается больше наблюдаемого.

Следует, однако, отметить, при использовании стековой техники - накоплении сигнала вдоль различных направлений - измеряется, по существу, усредненная по небесной сфере металличность, т. е. величина для каждого значения красного смещения, где  - поверхностный фактор диффузионных областей (доля небесной сферы, покрываемая диффузионными областями при данном красном смещении). В расчетах [12] поверхностный фактор заполнения на небесной сфере диффузионных областей остается всегда существенно меньше единицы, поэтому результирующее значение оказывается меньше усредненной по объему металличности и при составляет . Слабым местом модели [12] является то, что основная часть галактик, в том числе и карликовых, которые вносят наиболее значительный вклад как в выброс массы в окружающее пространство, так и в диффузионное перемешивание, обусловленное приливными взаимодействиями, сосредоточена главным образом в стенках космических пустот, поэтому сам процесс диффузии не будет, по-видимому, проникать глубоко в область пустот. Более уверенные выводы могут быть сделаны только на основе детального численного исследования в рамках этой модели. Отмеченная во введении проблема, таким образом, не снимается полностью.

В работе [19] было предложено, что обогащение межгалактического вещества металлами осуществляется взрывными выбросами из достаточно массивных галактик (с полной, включая небарионную, массой ) при . Существенным, однако, является предположение о весьма высокой доле холодных барионов, способных превращаться в звезды (), а также о высокой эффективности звездообразования (до 50%), что, на наш взгляд, чрезмерно завышает энергетику ранних галактик и их способность выбрасывать газ в окружающую среду.

Выполненное недавно численное моделирование процесса обогащения и перемешивания тяжелых элементов на больших масштабах ( Mpc), охватывающих и области низкой плотности (т. е. космические пустоты с контрастом плотности ) показывает способность галактического ветра и давления излучения от галактик достаточно эффективно перемешивать металлы [20, 21]. Следует, однако, отметить, что пространственное разрешение в этих моделях соответствует SPH частицам в объеме и составляет всего Mpc, что превышает размер области, которую способны заполнить тяжелые элементы, выбрасываемые из галактик вспышками сверхновых. Существенно также, что в численном моделировании [20, 21] в качестве начального условия предполагается, что металлы уже заполняют область с размером порядка 0.5 Mpc. Таким образом, в этих моделях теряются все детали процессов на "микроскопическом" уровне, которые, как следует из сказанного выше, и определяют всю динамику обогащения и перемешивания. Кроме того, мощность галактического ветра, предполагаемая в [20], является, по-видимому, завышенной.

Достаточно очевидным является то обстоятельство, что если перенос металлов в межгалактической среде осуществляется главным образом гидродинамическими движениями, связанными с коллективными впышками сверхновых в галактиках и, возможно, последующими приливными взаимодействиями, то в любой модели перемешивания их пространственное распределение в межгалактический среде должно быть весьма неоднородным. Действительно, средняя металличность в объеме , занимаемом обогащенным веществом, равна , где может быть определен как с из (6). Если предположить, что , где  - длительность стадии, в течение которой галактика выбрасывает вещество в межгалактическое пространство, а также учесть, что [10] (,  - масса и радиус галактики) и [12], то отсюда легко найти . Если же учесть возможность увеличения объема за счет приливных взаимодействий, являющихся для каждой данной галактики случайным фактором, то легко понять, что разные галактики будут окружены зоной, обогащенной тяжелыми элементами с различной металличностью. Это хорошо видно из результатов модели, предложенной в [12] (рис. 3). Гомогенизация таких зон требует, как отмечалось выше, сильных (сверхзвуковых) движений, охватывающих масштабы порядка космических пустот.

---

<< Введение Выброс и перемешивание металлов >>

Публикации с ключевыми словами: газ Публикации со словами: газ
См. также: Горы в NGC 2174 Облака туманности Киля Область звездообразования S106 Пули Ориона Облака в Лебеде HH 222: туманность Водопад Туманность Пузырь и M52 Все публикации на ту же тему >>